Referat Physik Spezialgebiet - Die Kernfusion

Physik Spezialgebiet - Die Kernfusion

1. Allgemeines zur Kernfusion

1.1 Geschichte der Kernfusion (Fusionsforschung)
1.2 Bedeutung der Kernfusion

2. Die "natürliche" Kernfusion in der Sonne

2.1 Bethe-Weizsäcker-Zyklus

2.2 Der Proton-Proton Zyklus

3. Fusionsversuche auf der Erde

3.1 Das Lawson-Kriterium

3.2 Das Prinzip des magnetischen Einschlusses

3.3 Das Prinzip der Trägheitsfusion

4. Kernfusionsreaktionen

4.1 Deuterium-Tritium Fusion

1. Die Kernfusion

Bei der Kernfusion, wie man sie für die Energiegewinnung nutzen will, verschmelzen zwei leichtere Kerne zu einem schwereren. Dabei ist das gemeinsame Gewicht der zwei leichteren Kerne immer noch größer als das des schwereren Kerns. Die "fehlende" Masse wurde bei dieser Reaktion direkt in Energie umgewandelt. (Massendefekt) Diese Energie wird in Form von Hitze frei - die Reaktion ist folglich eine stark exotherme Reaktion.

Atomkerne sind positiv geladen, stoßen sich also gegenseitig ab. Diese elektrische Kraft, welche bei weitem größer als die Gravitationskraft ist, nennt sich "Coulomb-Kraft". Sie verstärkt sich je näher die beiden Atomkerne zueinander kommen. Sollten sich die Atomkerne aber nahe genug gekommen sein, so wird eine anziehende Kraft wirksam, welche die Fusion der beiden Kerne erlaubt. Diese Annäherung ist aber nur möglich, wenn die Atomkerne eine genügend hohe Geschwindigkeit besitzen. In einem Gas oder Plasma bewegen sich die Atome unabhängig von einander - es ist also nur der Durchschnitt aller Geschwindigkeiten von Relevanz. Haben die Teilchen im Mittel eine hohe Geschwindigkeit, so spricht man von einer hohen Temperatur (Kelvin) oder hoher Bewegungsenergie (angegeben in Elektronenvolt eV). Die für die Fusion benötigte Geschwindigkeit wird nur in Teilchenbeschleunigern oder in Plasma mit einer sehr hohen Temperatur erreicht.

Der Atomkern selbst besteht aus positiv geladenen Protonen und neutral geladenen Neutronen - die so genannten Nukleonen. Die Masse eines Atomkerns ist im Allgemeinen kleiner als die Masse seiner Nukleonen (Kernteilchen). Diese Massendifferenz m wird nach Einsteins Formel (E = mc²) bei der Entstehung eines Atomkerns aus Nukleonen in Form von kinetischer Energie oder als eine elektromagnetische Welle freigesetzt.

Leichtere Elemente, wie Wasserstoff, oder schwerere Elemente, wie z.B. Uran, haben geringere Bindungsenergien pro Nukleon. Daher wird bei der Spaltung von schweren Elementen, wobei leichtere Kerne entstehen, Energie frei (Kernfission/ Kernspaltung).

Bei der Fusion (Verschmelzung) von leichten Atomkernen erhält man ebenfalls Energie.

In dieser Grafik ist die Kernbindungsenergie pro Nukleon aufgezeichnet. Es ist zu erkennen, dass die Nukleonen der leichteren Kerne weniger stark gebunden sind als die der verhältnismäßig schwereren bis zum Eisen. Eisen stellt das stabilste Element im Periodensystem dar. Je näher die Elemente am Kurvenmaximum (beim Eisen) liegen, desto mehr Energie wird bei ihrer Entstehung frei.

Der Energieoutput durch Fusion bzw. Fission lässt sich aus dieser Grafik insofern abschätzen, als dass man die Differenz der Kernbindungsenergien betrachtet.

1.1 Allgemeines zur Kernfusion

Die Sonne, die uns seit einigen Milliarden Jahren gleichmäßig und problemlos mit Energie versorgt, macht das Leben auf unserem Planeten erst möglich. Sie ist für uns geradezu ein Symbol einer sicheren und im Einklang mit der Natur stehenden Energiequelle. Die grundlegenden Prozesse, aus denen unsere Sonne und alle Sterne, die wir am nächtlichen Himmel sehen, ihre Energie beziehen, sind Reaktionen, bei denen Wasserstoff zu Helium 'verbrannt' wird. Dabei werden die Bindungskräfte zwischen den Bausteinen der Atomkerne freigesetzt. Seit langem ist es Ziel intensiver Grundlagenforschung die Details der Wechselwirkungskräfte zu entschlüsseln, die darin enthaltenen Energien zu kontrollieren und für die Energieerzeugung in Kraftwerken nutzbar zu machen. Dies ist ein weiter Weg, aber die physikalische Grundlagenforschung hat bereits die ersten Schritte auf diesem Weg getan. Das Hauptproblem ist, den Brennstoff auf extrem hohe Temperaturen aufzuheizen und lange genug zusammenzuhalten. Die Sonne löst diese Aufgabe durch die gewaltigen Gravitationskräfte ihrer riesigen Masse. Der erste Ansatz, dieses Problem auf der Erde zu lösen bestand darin, den Fusionsbrennstoff durch starke Magnetfelder, von den Gefäßwänden isoliert, zusammenzuhalten. (siehe Prinzip des magnetischen Einschlusses)

Ein alternativer Ansatz nutzt die den Gravitationskräften verwandten Trägheitskräfte, während der Fusionsbrennstoff etwa 1000fach verdichtet, aufgeheizt und schließlich gezündet wird. Mit Hilfe intensiver Laserstrahlen und Schwerionenstrahlen erscheint es heute aussichtsreich, dieses Konzept zunächst im Laborbereich und später in einem Kraftwerkskonzept umzusetzen.

Geschichte der Kernfusion

Die Idee, das Sonnenfeuer auf der Erde zu zünden und kontrolliert als nahezu unerschöpfliche, sichere und relativ saubere Energiequelle zu nutzen, ist nun schon mehr als 50 Jahre alt. Doch die Umsetzung hat sich als sehr viel schwieriger und kostspieliger erwiesen als einst angenommen. Immer weniger Regierungen (und damit die wichtigsten Geldgeber) sind bereit die horrenden Summen für die Entwicklung dieser Technologie aufzuwenden, welche voraussichtlich nicht vor Mitte des nächsten Jahrhunderts, wenn überhaupt, praktisch einsetzbar sein wird.

Nach etlichen europäischen Projekten wie dem Joint European Torus (JET) - bei diesem Projekt wurde eine Rekord-Energieausbeute von 60% erzielt - einigten sich vor 15 Jahren Europa, Japan, die ehemalige Sowjetunion und die USA auf den eines Internationalen Thermonuklearen Experimental-Reaktors. (ITER) Dieser sollte die Machbarkeit eines technischen Fusionskraftwerks demonstrieren und erstmals genauso viel Energie liefern wie für die Zündung benötigt wird. Doch aufgrund der enormen Kosten von über 7 Milliarden Euro für den Bau und weiteren 400.000 Euro an jährlichen Betriebskosten beschloss der ITER-Rat die Realisierung um 3 Jahre zu verschieben. Nun wird es wohl nur noch eine abgemagerte, halb so teure Version geben, die wichtige technische und physikalische Fragen klären soll, nicht aber eine positive Gesamtenergiebilanz erreichen wird.

Bedeutung der Kernfusion

Die Triebfeder für die Forschung war und ist das Wissen, dass aus einem Fingerhut voll flüssigem schwerem Wasserstoff gleich viel Energie gewonnen werden könnte wie aus 20 Tonnen Kohle. Wir leben in einer Zeit, in der, der Grossteil des Weltenergiebedarfs durch fossile Energieträger, wie Erdöl, Erdgas und Kohle gedeckt wird. Die Zeit, in der diese Vorkommen erschöpft sein werden, rückt jedoch mit Riesenschritten näher. Experten rechnen damit, dass innerhalb der nächsten 50 Jahre diese Ressourcen aufgebraucht sein werden. Doch wie wird dann der stetig steigende Energiebedarf der Weltbevölkerung zu stillen sein?

Bis vor kurzem sah man die Energiegewinnung aus der Kernspaltung als das Zukunftsmodell. Doch spätestens nach Tschernobyl im Jahre 1986 wurden die Mängel dieser Energiegewinnung deutlich. Es sind aber nicht alleine Sicherheitsrisiken, die diese Methode fragwürdig erscheinen lassen. Der amerikanische Physiker R. F. Post hat durch Berechnungen herausgefunden, dass in einem AKW mit einer Leistung von 1000 MW pro Woche langlebige radioaktive Spaltprodukte mit einer Gesamtaktivität von 20 Atombomben des Typs, der auch über Hiroshima abgeworfen worden war, frei würden. Würde man also den gesamten Energiebedarf der USA durch Kernkraftwerke stillen, entstünde wöchentlich mehr Radioaktivität als bei 5000 Atombomben.

Neben eher unbekannten Formen der Energiegewinnung, wie zum Beispiel Biomasseverbrennung, wird die Wind-, Wasser- und Sonnenenergie als die "sauberste" Methode der Energiegewinnung gesehen. Doch der Traum vieler Wissenschaftler ist seit Mitte des 20. Jahrhunderts die Energiegewinnung durch Kernfusion.

Die Vorteile liegen auf der Hand. Neben einem gewaltigen Energiepotential punktet diese Technologie durch verschwindend geringe Strahlenbelastung im Gegensatz zur Kernspaltung und der Verwendung des Rohstoffs Wasser, welcher auf der Erde im Überfluss vorhanden ist.

Bei dem Fusionsbrennstoff handelt es sich um Deuteriumoxyd - besser bekannt unter der Bezeichnung "schweres Wasser" - dessen natürlicher Anteil im Wasser 0,02 Prozent beträgt. Auch die Gewinnung ist verhältnismäßig billig. In einem solchen Kraftwerk könnten in der Zukunft aus einem Gramm Brennstoff ca. 90 000 kwh erzeugt werden. (= 11t Kohle) Der Energiegehalt des Deuteriums ist wiederum noch etwa zehnmal größer als der des spaltbaren Urans (U235). In einem Liter Wasser steckt auf Grund seines Deuterium-Gehalts genauso viel Energie wie in 300 Liter Benzin. Ein Kubik- Kilometer Meerwasser würde genügen, um den gegenwärtigen Energiebedarf Europas tausend Jahre lang zu decken. Selbst wenn der Energiebedarf der Menschheit um das Tausendfache ansteigen sollte, könnte der Energievorrat, welcher im Deuterium-Gehalt der Weltmeere schlummert, nicht in 100 000 000 Jahren aufgebraucht werden. Darum kann man die kontrollierte Kernschmelzung als Endlösung aller Energieversorgungsprobleme bezeichnen. Wenn sie gelingt, wäre sie fortan und bis zum Ende eines zivilisierten menschlichen Daseins auf der Erde die Energiequelle schlechthin.

Abb. 4.1 - Vergleich Menge des Energieträgers - daraus gewonnene Energie

2. Die "natürliche" Kernfusion in der Sonne

Ein gutes Beispiel für einen funktionierenden "Fusionsreaktor" liefert uns die Sonne selbst. Das für alle Stern so wichtige "Wasserstoffbrennen" kommt nach Erreichen von einer Temperatur von über 5 Millionen Kelvin in Gang. Neben der hohen Temperatur ist der enorm hohe Druck von 233 Gigabar (entspricht etwa der 2000fachen Verdichtung von festem Wasserstoff, wie er heutzutage unter Laborbedingungen erreichbar ist) im Zentrum der Sonne eine Voraussetzung für die funktionierende Kernschmelze. In der Sonne werden pro Sekunde 600 Millionen Tonnen Wasserstoff zu 596 Millionen Tonnen Helium "verbrannt". Die fehlenden 4 Tonnen (= 0,66%) werden in Energie umgesetzt. (Massendefekt) Trotz dieses Massenverlustes hat die Sonne in 4,5 Milliarden Jahren nur 3 Promille ihrer Gesamtmasse verloren.

Dabei sind 2 Prozesse von wichtiger Bedeutung:

2.1 Bethe-Weizsäcker-Zyklus (Abb. 5.1):

Dieser Zyklus wird gelegentlich auch Kohlen-Stickstoff-Zyklus (C-N-Zyklus) genannt, da diese beiden Elemente in ihm eine Rolle spielen. Beim Zyklusbeginn stößt ein Kohlenstoffatom vom Atomgewicht 12 mit einem Proton (Wasserstoffkern) zusammen und vereinigt sich zu einem instabilen Stickstoffisotop mit dem Atomgewicht 13. Zu Ende dieses Zyklus kommt das am Anfang hineingesteckte Kohlenstoffatom unverändert wieder heraus. Stickstoff (Atomgewicht 15) und ein Proton teilen sich auf in eben diese Kohlenstoffatom und ein Heliumatom (Atomgewicht 4).

Zyklusbeginn

Abb. 5.1

Das Kohlenstoffatom spielt also nur eine Art Katalysator in dieser Reaktion. Die Energieabgabe geschieht entweder in Form von kinetischer Energie durch die an zwei Stellen herausfliegenden Neutrinos und Positronen oder vor allem durch Gammastrahlung. Bei derartigen atomaren Reaktionen (hier Kernschmelze oder Kernfusion) wird nach der aus der speziellen Relativitätstheorie stammenden Formel "E = m*c²" Masse in Energie verwandelt. Für die einzelne Verwandlung von 4 Wasserstoffkernen zu einem Heliumkern gilt also folgende Rechnung:

Bei 4 Wasserstoffkernen, welche zu einem Heliumkern verschmelzen, ergibt sich eine Differenz von 0,028 Atomgewichtseinheiten (Massendefekt). Diese Differenz ist direkt in Energie in der Höhe von 25,0 Millionen Elektronenvolt (25 MeV) oder 4 * 10^-12 J umgewandelt worden. (1 eV ≈ 1.602 × 10^-19 J)

Die einzelnen Schritte dieses Zyklus dauern verschieden lang - der langsamste ist im Mittel der Einfang des 3. Protons mit 320 Millionen Jahren. Diese sehr zeitaufwendigen Schritte machen diesen Zyklus für Laborversuche nutzlos - eine weitere Voraussetzung, die zwar auf der Sonne gegeben ist, auf der Erde aber nicht erreicht werden kann. Auf der Sonne laufen diese Schritte nebeneinander, weshalb eine kontinuierliche und ergiebige Energieerzeugung gewährleistet ist.

2.2 Der Proton-Proton Zyklus(Abb. 7.1)

Bei diesem Zyklus reagieren zwei Protonen unmittelbar miteinander und bilden einen Deuteriumkern (1). Dieser regiert mit einem weiteren Proton zu Helium 3 (2). Zwei dieser Helium-3-Kerne verschmelzen dann zu einem Helium-4-Kern, wobei wiederum zwei Protonen für weitere Zyklen frei werden (3).